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Materia oscura superfluida – bajo presión

La materia que podemos ver en el Universo (tu computadora, tu escritorio, tu almuerzo…) constituye únicamente 20% de la materia en el Universo. El resto, un 80%, es “materia oscura”. Un sinnúmero de observaciones nos indican que esta materia debe estar presente, pero no sabemos cuál es su naturaleza, o si está constituida por más de un componente. Una de las observaciones que sugiere que la materia oscura es crucial en nuestro modelo del Universo es la de las curvas de rotación de las galaxias. La materia que podemos ver se mueve mucho más rápido de lo esperado alrededor del centro de cada galaxia, lo cual nos lleva a pensar que tiene que haber más materia que la visible generando un pozo gravitatorio más prominente (Figura 1).

Figura 1. La velocidad radial de las estrellas (amarillo) y el gas (en azul) en M33. La predicción de la curva de rotación sin materia oscura (curva rayada) no es consistente con los datos. Invocando un componente de materia oscura se puede modelar los datos (curva sólida). Crédito: Mario De Leo.

Otra observación que requiere invocar materia oscura (relacionada con la Figura 1) es la de la aceleración radial. En vez de tener en cuenta la velocidad de rotación, se considera la aceleración que sufre la materia a un determinado radio. Un ejemplo se presenta en la Figura 2, donde también vemos que la materia luminosa (los “bariones”) es insuficiente para explicar las aceleración observada. Esto se evidencia en el hecho de que la curva verde, atribuida a este componente, está muy por debajo de la aceleración total observada.

Figura 2. La aceleración radial observada para la materia luminosa en nuestra propia galaxia a partir de 23.000 estrellas (Eilers et al.). Este componente (verde) es insuficiente para explicar la aceleración total (negro). Lisanti et al. estudian si un modelo de materia oscura superfluida puede proveer un ajuste adecuado a los datos. Crédito: Adaptado de la figura B2 de Lisanti et al.

La observación más difícil de conciliar con el modelo estándar cosmológico, que supone a la materia oscura fría (ΛCDM), es la de la “relación de aceleración radial”. Ésta es una relación entre la aceleración radial total en una galaxia y la aceleración debida a la materia luminosa. Un ejemplo puede verse en la Figura 3, reproducida del trabajo de Lelli et al., donde se observa esta relación para un conjunto de 240 galaxias de distintos tipos. Es difícil explicar por qué se mantiene esta relación tan marcada entre los dos observables: ¿cómo es que los bariones están tan ligados a la materia oscura? Algunos trabajos sugieren que la relación surge naturalmente en el modelo ΛCDM, pero otros proponen que su origen puede deberse a que el modelo de materia oscura debe ser modificado.

Figura 3. La relación de aceleración radial para un conjunto de 240 galaxias de distintos tipos. Existe una correlación muy marcada entre los dos observables. Crédito: Figura 12 de Lelli et al.

Recientemente, un nuevo modelo fue propuesto en el que la materia oscura es un partícula escalar muy liviana (~eV) que puede condensarse en el centro de las galaxias y formar un núcleo superfluido que rota sin viscosidad. El atractivo de este modelo es que predice una interacción “emergente” entre los bariones y el superfluido que naturalmente da lugar a una relación como la de la Figura 3. Los autores del trabajo de hoy ponen esta hipótesis a prueba usando los datos de Eilers et al. que describen la aceleración radial de 23,000 estrellas nuestra Galaxia.

Además de estudiar la aceleración radial de las estrellas en el plano del disco de nuestra Galaxia, también estudian su aceleración vertical mediante otro conjunto de datos. La aceleración radial no es suficiente, debido a que tanto el modelo superfluido (Figura 2) como el estándar reproducen las observaciones. Crucialmente, la aceleración vertical (fuera del plano del disco) es el elemento que les permite distinguir el modelo superfluido del de una partícula fría (Figura 4). Mediante un análisis estadístico, los autores determinan que el modelo de materia oscura superfluido se ve desfavorecido por los datos, ya que genera una aceleración vertical demasiado grande comparado con las observaciones. El modelo de materia oscura fría a superado una prueba más. Los autores sugieren que la misma metodología podrá utilizarse en el futuro para poner a prueba otros modelos de materia oscura.

Figura 4. Vectores de aceleración de las estrellas a lo largo de la coordenada radial (R, en el plano del disco) y vertical (z, fuera del disco). Los vectores en negro corresponden a las observaciones; los azules, al modelo estándar; los vectores en rojo, al caso de materia oscura superfluida. Como puede verse en la figura, ambos coinciden en el plano del disco, pero difieren en la coordenada vertical. Crédito: Adaptado de la Figura 1 de Lisanti et al.

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